Corrent estel·lar d'Arcturus: diferència entre les revisions
Contingut suprimit Contingut afegit
m Tipografia |
m Robot elimina referències duplicades (error 81 de VP:CHVP) |
||
Línia 5:
A principis dels [[Dècada del 1970|anys setanta]], l'astrònom nord-americà [[Olin J. Eggen]] va descobrir que Arcturuscompartia el seu [[moviment propi]] amb altres 53 estels.<ref>{{Ref-publicació|llengua=en|cognom=Eggen|nom=Olin J.|any=1971|títol=The Arcturus Group|publicació=Publications of the Astronomical Society of the Pacific|volum=83|exemplar=493|pàgines=271–285|url=http://adsabs.harvard.edu/full/1971PASP...83..271Ec|doi=10.1086/129120|ref=Eggen1971}}</ref> Les seves conclusions es basen sobretot en consideracions relacionades amb el moviment comú del grup respecte a la rotació de la [[Via Làctia]], van ser objecte de diverses disputes, fins que als anys noranta el mateix Eggen va identificar que els membres del grup també estan units per valors similars d’edat i de metal·licitat.<ref name=Eggen1996>{{Ref-publicació|llengua=en|cognom=Eggen|nom=Olin J.|any=1996|mes=ottobre|títol=Star Streams and Galactic Structure|publicació=Astronomical Journal|volum=112|exemplar=4|pàgines=1595-1613|doi=10.1086/118126|ref=Eggen1996}}</ref><ref>{{Ref-llibre|capítol=The Arcturus Moving Group: Its Place in the Galaxy|cognom=Williams|cognom4=Freeman|cognom3=Helmi|títol=The Galaxy Disk in Cosmological Context, Proceedings of the International Astronomical Union, IAU Symposium|volum=254|editor=J. Andersen, J. Bland-Hawthorn e B. Nordström|pàgines=139−144|data=marzo 2009|doi=10.1017/S1743921308027518|llengua=en|ref=Williams2009}}</ref>
Entre els primers a quantificar les seves característiques, va ser un grup d’investigadors de l’Observatori Anglo-australià encapçalat per Quentin Parker.<ref name="Ref">{{Ref-publicació|llengua=en|publicació=Scientific American|títol=The Ghosts of Galaxies Past|nom=Rodrigo|cognom=Ibata|cognom2=Gibson|nom2=Brad|pàgines=40–45|mes=aprile|any=2007|doi=10.1038/scientificamerican0407-40|ref=Ibata&Gibson}}</ref>
== Característiques ==
Línia 21:
* El grup es va formar aproximadament fa 10 mil milions d'anys d'un únic núvol de [[gas]]. Aquesta hipòtesi te dos defectes: en primer lloc, l'associació s'hauria de dispersar; en segon lloc, tot i que la [[metal·licitat]] de les estrelles del grup és més o menys la mateixa, la seva composició química no és uniforme.
* El grup era part d'una [[galàxia nana]] satèl·lit que després es va fondre amb la Via Làctia.<ref>{{Ref-publicació|llengua=en|cognom5=Navarro|nom2=Amina|cognom2=Helmi|nom3=Kenneth C.|cognom3=Freeman|títol=The Extragalactic Origin of the Arcturus Group|data=22 gennaio 2004|publicació=The Astrophysical Journal Letters|volum=601|exemplar=1|pàgines=L43-L46|doi=10.1086/381751|ref=Navarro2004}}</ref> Tanmateix, el fet que a les petites galàxies satèl·lits de la Via Làctia les estrelles no només són més pobres en ferro que les estrelles del disc galàctic, sinó que també són més pobres en elements amb nombre atòmic Z ≤ 22.<ref name=Eggen2009/><ref
* El grup va ser format per la [[ressonància orbital]] creada per la rotació de la [[Galàxia espiral barrada|barra]] de la Via Làctia, que confinaria grups d'estels en certes àrees.<ref>{{Ref-publicació|llengua=en|títol=The Effect of the Outer Lindblad Resonance of the Galactic Bar on the Local Stellar Velocity Distribution|autor=W. Dehnen|any=2000|publicació=The Astronomical Journal|volum=119|pàgines=800-812|url=http://adsabs.harvard.edu/abs/2000AJ....119..800D|doi=10.1086/301226|consulta=29 settembre 2010|ref=Dehnen2000}}</ref> Aquesta hipòtesi sembla prometedora, però és de moment difícilment verificable vista l'incertesa existent sobre les grandàries i sobre la velocitat de rotació de la barra i com pot afectar les estrelles que orbiten diferents regions de la galàxia.
| |||